Broadband Photometry of 105 Giant Arcs: Redshift Constraints and Implications for Giant Arc Statistics
我们测量了105个巨弧的光度特性，这些弧是在第二次红色序列星系团巡天（RCS-2）和斯隆数字巡天（SDSS）中系统搜索星系团尺度强透镜时确定的。星团透镜的红移跨度为0.2 < z_lens < 1.2，中值z_lens = 0.58。使用宽带颜色标准，我们将整个弧样本分类到基于u-g和g-r颜色的红移箱中，并且对于具有z波段数据的约90%的弧也是r-z颜色。该分析产生了宽的红移约束，其中z > 1.0时有71 ± 5 - 4%的弧，z > 1.4时有64 ± 6 - 4%的弧，z > 1.9时有56 ± 5 - 4%的弧，z > 2.7时有21 ± 4 - 2%的弧。剩余的29 ± 3 - 5%具有z < 1。推断的中值红移为z_s = 2.0 +/- 0.1，与先前从较小样本的较亮弧（g < 22.5）中确定的结果非常一致。这种一致性证实了z_s = 2.0 +/- 0.1是由星团尺度强透镜产生的g < 24的巨弧的典型红移，并且没有证据表明弧的红移分布在很宽的g波段星等范围内（20 < g < 24）有强烈的演化。确定所有巨弧中有一半位于z > 2的位置，对于缓解观测到的弧数与Lambda-CDM宇宙学中预期的弧数之间的紧张关系有很大贡献，但有相当多的证据表明，这种差异仍然存在。此外，这项工作证实了即将到来的巨型弧的大样本将为观测界提供许多z > 2的放大星系。
2011-10-12 astro-ph.CO
Biases on initial mass function determinations. III. Cluster masses derived from unresolved photometry
目前普遍使用空间分辨的多滤光片宽波段测光法来确定单个星团的质量（从而确定星团质量函数CMF）。我分析了在推导单个质量和CMF时恒星初始质量函数（SIMF）采样引入的随机效应，并确定此类效应是观测不确定性的最大贡献者。一个分析的解决方案，在不确定性小的限制有效，提供建立集群质量的范围内，CMF斜率可以得到一个给定的精度。的解析解的有效性扩展到更高的质量不确定性，使用蒙特卡罗模拟和伽玛近似。泊松质量的值计算了大范围的年龄和各种过滤器的太阳金属丰度集群测量与单过滤器测光。本文提出了一种利用程序CHORIZOS同时求出质量、年龄和反射率的方法。用未加权UBV测光同时确定星团年龄和光度的经典方法，对于年龄大于约100年的星团是不可靠的。30 Ma，即使是相对较大的星团质量。另一方面，增加滤波器组以包括更长波长的滤波器并为每个滤波器使用权重，增加了可以用未分辨光度法精确测量的质量和年龄的范围。尽管如此，一个相对较大的范围内的质量和年龄被认为是占主导地位的SIMF采样效果，使所观察到的质量无用，即使使用UBVRIJHK测光。一些文献的结果受这些影响的修订，并提出了可能的解决方案，为今后的观察和分析。
2009-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Learning Spectral Templates for Photometric Redshift Estimation from Broadband Photometry
本文提出从约10万个星系测光数据中学习光谱模板，以更高分辨率重建谱线，使光度红移的离群值、偏差和离散度分别降低最多28%、91%和25%。
2020-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
How well can we really estimate the stellar masses of galaxies from broadband photometry?
星系的估计恒星质量被广泛用于描述星系人口如何在宇宙时间内演化。如果恒星质量可以在一个强大的方式估计，没有任何偏见，全球诊断，如恒星质量函数可以用来约束物理的星系形成。我们探讨如何星系恒星质量，估计拟合宽带光谱能量分布（SED）与恒星星族模型，可以作为一个普遍采用的假设的结果，恒星形成和化学富集的历史，回收分数和尘埃衰减曲线的星系。我们应用观测技术的宽带SED拟合模型星系SED计算的理论星系形成模型GALFORM，隔离这些假设的影响。我们发现，平均在整个星系人口，指数下降的恒星形成历史的共同假设并没有不利影响恒星质量的估计。我们发现，固定的金属丰度在SED拟合或使用稀疏采样的金属丰度网格可以引入恒星质量估计的质量依赖的系统学。我们发现，一个统一的前景尘埃屏幕对应的星尘几何形状的共同假设可以导致尘埃模型星系的恒星质量被显着低估。最后，我们发现，通过应用SED拟合模型星系在高红移恢复恒星质量函数可以显着不同的形状和归一化的固有质量函数预测的给定模型。鉴于这些差异，我们的方法使用恒星质量估计模型星系SED提供了一个新的，自洽的方式来比较模型预测与观测。
2013-09-04 astro-ph.CO
OTELO Survey: Deep BVRI broadband photometry of the Groth strip. II Properties of X-ray Emitters
Groth场是OTELO（OSIRIS可调谐滤波器发射线对象）在光学820 nm和920 nm大气窗口中进行调查的目标天空区域之一。这个领域已被AEGIS（全波长扩展Groth带国际调查），涵盖了整个光谱范围，从X射线到无线电波。分析了总曝光时间为200 ksec的Chandra X射线数据，并结合Groth场的光学宽带数据，研究了X射线发射体的一组结构参数及其与X射线特性的关系。我们处理的原始，公共X射线数据，使用钱德拉互动分析观测和确定和分析不同的结构参数，以产生一个形态分类的X射线源。最后，我们使用2点关联函数分析了这些源的角度聚类。我们提出了一个目录的340个X射线发射器与光学对应。我们获得了数量计数，并将它们与AEGIS数据进行了比较。使用将X射线与光学比（X/O）与硬度比（HR）相关联的诊断图，按核类型对物体进行分类。此外，我们还将结构参数与其他X射线和光学性质相结合，首次发现了X/O比与Abraham浓度指数之间的关系，这可能表明早型星系比晚型星系具有更低的爱丁顿速率。通过对X射线源目录中4个子样本的初步分析，得到了一个显著的正角聚类。光延星系团的成团信号与红星系和甚红星系团的成团信号相似，表明环境在活动星系核现象中起着重要作用。
2009-04-27 astro-ph.CO
An HST/WFPC Survey of Bright Young Clusters in M31. II. Photometry of Less Luminous Clusters in the Fields
本文报道了位于M31星盘中明亮的年轻星团（蓝色球状星团）附近的89个低质量星团的性质。其中82个簇是新检测到的。我们已经确定了它们的综合星等和颜色，基于一系列哈勃空间望远镜宽视场/行星相机2的蓝色和红色曝光（HST滤波器F450 W和F814 W）。综合视星等的范围从F450 W = 17.5到22.5，颜色显示了广泛的年龄范围。所有星团的恒星颜色星等图都被获得，那些有足够明亮恒星的星团被拟合到理论等时线，以提供年龄估计。年龄从1200万年到> 50000万年不等。红化，其平均E（F450 - F814）= 0.59，离散度为0.21等，是从这些星系团的主序列拟合得出的。这些年龄和综合颜色与太阳丰度的单种群理论模型的比较表明，在测试的年龄的颜色偏移0.085等。其余集群的估计年龄是基于它们的测量颜色。年龄-频率图显示，随着年龄的增长，数量急剧下降，在检测到的最年轻和最古老的集群之间的每个年龄间隔的数量大幅减少。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Comprehensive GALEX Ultraviolet Catalog of Star Clusters in M31 and a Study of the Young Clusters
我们提出了一个全面的目录700确认星团在M31领域的三个主要现有的目录编制。我们检测418和257星团星系演化探测器（GALEX）近紫外（NUV）和远紫外（FUV）成像，分别。我们的最终目录包括恒星星团的光度测量，从FUV到NIR，多达16个通带，以及辅助信息，如红化，金属丰度和径向速度。特别是，这是最广泛和更新的目录紫外综合测光的M31星团。星团的年龄和质量是通过拟合多波段测光模型的光谱能量分布（SED），紫外测光，使更准确的年轻的集群的年龄估计。我们的目录包括182个年龄小于1 Gyr的年轻星团。我们估计的年龄和质量的年轻集群是在良好的协议与以前确定的值在文献中。年轻星团的平均年龄和质量分别约为3亿年和10^4太阳质量。我们发现，我们的目录中包含的年轻集群的编译[Fe/H]值系统地低于（超过1倍）比最近的高质量光谱数据和我们的SED拟合结果。我们证实，大多数年轻的集群运动学表现出系统的旋转围绕短轴和协会与薄盘M31。年轻星团的分布在距中心10 - 12 kpc处的M31盘中有一个明显的峰值，其空间分布类似于其他盘结构的示踪物，如OB星、紫外星形成区和尘埃。一些年轻的星团也集中在M31星盘南部的环分裂区域，它们中的大多数都有系统性的年轻（<1亿年）年龄。
2011-12-13 astro-ph.CO
Time to Sparkler. Accurate ages of lensed globular clusters at $z=1.4$ with JWST photometry
本研究利用 JWST/NIRCam 测光数据与贝叶斯推断，测定了 Sparkler 星系中红移 z=1.378 的透镜球状星团年龄，证实其作为宇宙钟可有效约束宇宙总年龄，与 Planck18 的 ΛCDM 模型高度吻合。
2024-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ages, masses and star-formation rates of spectroscopically confirmed z~6 galaxies in CANDELS
我们报告了一项研究的结果，探索13个发光（L>L*），光谱证实，星系的红移间隔5.5<z<6.5，所有与WFC 3/IR和IRAC图像从HST/CANDELS和斯皮策/SEDS调查的恒星星族。通过对观测到的测光结果与覆盖了广泛的不同恒星形成历史的SED模板进行拟合，并对莱曼α辐射进行自洽处理，我们发现所推导出的恒星质量在10^9 Msun < M*< 10^10 Msun的范围内，并且在2倍的范围内是稳健的。与此相反，我们证实了以前的报告，年龄的恒星星族的约束很差。虽然三个天体的最佳拟合模型的年龄>= 3亿年，但尘埃消光引入的简并意味着只有两个天体实际上需要> 3亿年的恒星星族才能重现观测到的测光。此外，当只考虑平滑变化的恒星形成历史时，我们观察到数据和模型之间存在明显的张力，因此通常选择具有老年的星系SED模板，以便尝试和拟合具有蓝色UV斜率但具有红色UV-光学颜色的物体。为了打破这种紧张局势，我们探索SED拟合与两个组件的模型（爆发加上正在进行的恒星形成），并允许星云发射。平均而言，包含星云发射导致较低的恒星质量估计（中位数偏移0.18 dex），适度较高的特定恒星形成率，并允许更广泛的合理恒星年龄。然而，根据我们的SED模型，我们在样本中没有发现非常年轻的证据（<5000万）。最后，考虑到所有不同的恒星形成历史的探索，我们发现，中位数最适合的年龄是2亿至3亿年的顺序，并与最严…
2012-07-23 astro-ph.CO
Spectral energy distributions and age estimates of 104 M31 globular clusters
本文介绍了北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统中15个中带滤光片对104个M31球状星团（GC）及其候选者的测光结果。GC和GC候选物选自修订的博洛尼亚目录（v.3.5）。我们通过比较光度数据与最新的理论合成模型获得的集群年龄。使用的测光数据是{ \sl GALEX}远紫外和近紫外以及2质量近红外$JHK_{\rm s}$星等，并结合光学测光。我们的样本集群的年龄覆盖了很大的范围，虽然大多数集群是年轻的10 Gyr。结合我们以前关于M31 GC系统的系列文章中获得的年龄，我们给出了完整的M31 GC年龄分布。M31 GC系统包含年轻和中年GC群体，以及众所周知的老年GC的“通常”补充，即，年龄与银河系大部分GC相似的GC。此外，年轻的GC（和GC候选者）在距离M31中心的径向距离上几乎均匀分布，而大多数老GC（和GC候选者）则更加集中。
2010-01-22 astro-ph.CO
Estimation of pattern speed using very young, stellar clusters
在60年代，Stroemgren教授提出利用中等年轻恒星的空间速度和年龄来计算它们的形成地点，以研究银河系中的螺旋结构。我们已经把这个想法扩展到了附近盘状星系中非常年轻的星团。大型螺旋星系的近红外（NIR）K波段图像经常显示出沿着螺旋臂的明亮节点。NGC 2997中的这些节点已经被JHK测光和K波段光谱确定为年龄小于1000万年的大质量星团。这些星系团的年龄可以由JHK光度法估算。它们与旋臂的方位角距离，如在K波段测量的，与它们的年龄相关，这表明可以推导出底层密度波的模式速度。利用VLT数据对总体设计的螺旋星系NGC 2997进行了验证。
2010-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring Galaxy Star Formation Rates From Integrated Photometry: Insights from Color-Magnitude Diagrams of Resolved Stars
我们利用基于HST的恒星色星等解析图测量的经验恒星形成历史（SFHs）作为星族合成程序的输入，模拟了近50个矮星系（6.5 <log M/M *<8.5，金属丰度约为10%太阳）的宽带光谱能量分布（SED）。在现实的SFH的存在下，我们比较了从紫外线（UV）到近红外（NIR）的模拟和观察到的SED，并评估了广泛使用的基于UV的恒星形成率（SFR）指标的可靠性。在FUV通过i波段，我们发现，所观察到的和建模的SED是非常一致的。在斯皮策3.6微米和4.5微米波段，我们发现模拟的SED系统地过度预测观测到的光度高达~0.2 dex，这取决于合成模型中TP-AGB星的处理。我们评估的可靠性，紫外线光度作为SFR指标，在光独立约束SFHS。我们发现，在SFH单独的波动可以导致因素的2变化的UV光度相对于一个恒定的SFH在过去的100万年的假设。这些变化与UV光学颜色没有很强的相关性，这意味着仅使用宽带SED难以校正基于UV的SFR对现实SFH的影响。此外，对于这个不同的星系样本，我们发现年龄超过1亿年的恒星可以贡献当今紫外线光度的<5%到100%，突出了定义与紫外线发射相关的特征恒星形成时间尺度的挑战。我们确实发现了紫外发射时间尺度和宽带紫外光学颜色之间的关系，尽管它不同于基于指数下降的SFH模型的预测。我们的研究结果具有显着的影响，紫外线为基础的SFR之间的低金属含量的人口与不同的SFH…
2013-05-30 astro-ph.CO
MIUSCAT: extended MILES spectral coverage. II. Constraints from optical photometry
在目前的工作中，我们展示了我们的新的恒星星族综合MIUSCAT模型与光度数据的球状星团和早期型星系的全面比较。在光学范围内，这些模型与银河系球状星团的颜色相当好。同样地，M31球状星团的颜色也可以用模型来解释，假设它们的年龄比银河系中的同类更小。与静止星系相比，我们再现了中等红移的颜色演化。另一方面，我们发现，附近的早型星系的颜色关系仍然是一个挑战，目前的恒星星族合成模型。我们研究了一些可能的解释，并建立了α增强模型的重要性，以降低与观察的差异。
2012-05-24 astro-ph.CO
Spectral ageing in the lobes of FR-II radio galaxies: New methods of analysis for broadband radio data
JVLA等下一代望远镜的宽带能力意味着任何给定源的光谱在任何给定观测的带宽内都有很大变化。在处理任何新的宽带无线电观测时，考虑到这种变化的详细频谱分析将成为标准做法;因此，开发处理这种新类型数据的方法至关重要。在本文中，我们提出了宽带射电天文工具（BRATS）软件包，并使用它进行详细的分析JVLA观测的三个强大的射电星系。我们比较了两个最广泛使用的模型的光谱老化，Kardashev-Pacholczyk和Jaffe-Perola模型和更复杂的，但可能更现实的，Tribble模型的结果。我们发现，Tribble模型提供了一个很好的适合观察，以及提供一个物理现实的描述源。我们提出了我们的源的第一个高分辨率的光谱图，并发现最适合的注入指数在所有模型采取更高的值比以前假设的。我们提出了特征热点前进速度，并进行比较，从动力学年龄，确认以前已知的速度差异仍然存在时，确定在高光谱分辨率。我们表明，一些以前常见的假设，在确定光谱年龄与窄带射电望远镜可能并不总是举行，并强烈建议这些占在未来的调查。
2013-08-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
The 100 Myr Star Formation History of NGC 5471 from Cluster and Resolved Stellar Photometry
我们表明，在巨大的HII区域NGC 5471的恒星形成一直在进行中，在过去的1亿年。利用HST/WFPC 2 F547 M和F675 W、地基JHK和GALEX的FUV和NUV图像，我们对M101中巨大的河外HII区NGC 5471的恒星形成历史进行了光度学研究。我们进行光度学研究的颜色星等图（CMD）的解决的恒星，和综合分析的主要个别恒星形成的集群和NGC 5471作为一个整体。整个区域的综合紫外-光学-近红外测光提供了两个不同的参考年龄，800万年和6000万年，揭示了一个复杂的恒星形成的历史，明确证实了CMD解决恒星测光分析。恒星的空间分布表明，NGC 5471的恒星形成至少在过去的1亿年中沿着整个区域进行。目前的电离星团被封闭在一个大气泡内，这很可能是由在2000万年前的一次重大事件中形成的恒星产生的。
2011-02-11 astro-ph.CO
Star formation rates and masses of z ~ 2 galaxies from multicolour photometry
拟合合成光谱能量分布（SED）的星系的多波段测光，以获得他们的恒星形成率（SFR），恒星质量，年龄等，需要作出先验假设的恒星形成历史（SFH）。一种被广泛采用的SFH参数化方法，即所谓的τ模型，其中SFR为e^（-t/τ），当应用于z ~ 2处的恒星形成星系时，会导致不切实际的低年龄，这是其他SFH在拟合中留下年龄作为自由参数时所共有的问题。这是因为这些星系的SED在所有波长上都由它们最年轻的恒星星族主导，它们的亮度超过了较老的星系。因此，这些星系的SED几乎没有提供恒星形成开始的信息。为了解决这个问题，我们探索了各种SFH，例如常数SFR和倒τ模型-SFR为e^（+t/τ）-以及各种年龄的先验，包括假设所有星系的恒星形成都始于高红移。我们发现，倒τ模型与后者的假设，使SFR和projections在很好的协议，仅使用紫外部分的SED得出的值。这些模型也被证明可以准确地恢复由半解析模型构造的模拟星系在z ~ 2处的SFR和质量。所有其他探索的SFH模板不满足这两个测试。特别是，在拟合过程中不受年龄约束的直接τ模型高估了SFR，低估了恒星质量，并会加剧SFR和恒星质量的体积密度的宇宙演化之间的明显不匹配。我们的结论是，高红移恒星形成星系的指数增加的SFR与高形成红移是最好的SFH的其他形式，迄今为止在文献中采用。
2010-04-26 astro-ph.CO
Supernova Remnants and the Interstellar Medium of M83: Imaging & Photometry with WFC3 on HST
我们呈现了哈勃太空望远镜在南部大设计恒星形成星系M83的单个视场内拍摄的宽视场相机3图像。根据它们的大小、形态和连续减影H $α$、[ \SII ]、H $β$、[ \OIII ]和[ \OII ]滤波器中的光度测定，我们已经确定了60个超新星遗迹候选者，以及少数年轻的喷射物主导的候选者。这些残余物的目录，它们的大小，并在可能的情况下，他们的H $α$通量。利用信噪比高、测光性能好的数据，计算了辐射年龄和震前密度。年龄在$2.62 < log(τ_{\rm rad}/{\rm yr}) < 5.0$范围内，冲击波前的密度在$0.56 < n_0/{\rm cm^{-3}} < 1680$范围内。已经发现了两个SNR群体。它们分为一个核旋臂组和一个臂间种群。我们推断臂间密度对比度为4。扩散X射线的表面通量与推断的冲击前密度相关，表明温暖的星际介质被热X射线等离子体加压。我们还发现，星际介质在核区域的M83的特点是由一个非常高的孔隙度和压力，并推断一个SNR率每70-150年的核（$R<300 $ pc）区域。根据探测到的超新星的数量和它们的辐射年龄，我们推断M83中II型超新星的低质量是$M_{\rm min} = 16^{+7}_ {-5}$ M $_{\odot}$。最后，我们给出了可能探测到历史超新星SN 1968 L遗迹的证据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
New $ubvri$ photometry of 234 M33 star clusters
这是我们系列的第二篇论文。本文给出了M33视场内234个星团的$UBVRI$测光结果。对于这些星团中的大多数，在以前的研究中只有两个波段有测光。这些星团的光度测量是使用本地星系团巡天的档案图像进行的，它覆盖了M33长轴上0.8度的$^2$。详细的比较表明，在一般情况下，我们的测光是一致的，与以前的测量，特别是，我们的测光是在良好的协议与Zloczewski和Kaluzny。结合以往的星团光度学研究，我们得到了一些结果：M33最年轻的星团（$\sim 10^7$ yr）没有一个质量接近$10^5$ $M_{\odot}$;与简单恒星星族模型的比较表明，M33星团的年龄范围很大，有些与银河系球状星团一样老。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed optical and near-infrared polarimetry, spectroscopy and broadband photometry of the afterglow of GRB 091018: Polarisation evolution
[摘要]在伽玛射线暴余辉中观察到了许多现象，这些现象无法用简单版本的标准火球模型来解释，从而产生了各种新的模型。旋光测量可以成为余辉物理学的一个主要独立诊断方法，探测伽玛射线暴喷流的磁场特性和内部结构。在本文中，我们提出了第一个高质量的多夜偏振光曲线的雨燕GRB余辉，旨在提供一个良好的校准数据集的典型余辉作为一个基准系统建模余辉偏振行为。特别是，我们的数据集的余辉GRB 091018（在红移z=0.971）包括光学线性偏振（R波段，爆发后0.13 - 2.3天），圆偏振（R波段）和近红外线偏振（Ks波段）。我们添加到高品质的光学和近红外宽带光变曲线和光谱能量分布以及余辉光谱。线性偏振在0和3%之间变化，长时间和短时间尺度的变化都可见。我们发现在余辉光变曲线，这对应于极化曲线中的功能消色差的突破。我们发现，只有在极化曲线中存在一个未知性质的额外极化分量时，才能通过射流破碎模型再现数据。我们通过我们的深圆偏振仪探测余辉中的有序磁场分量，发现P_circ < 0.15%（2 sigma），这是伽玛射线暴余辉的最深极限，表明有序场很弱，如果存在的话。我们同时进行的R和Ks波段偏振测量表明，在宿主星系中，尘埃引起的偏振很可能可以忽略不计。
2012-03-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Resolved photometry of Young Massive Clusters in the starburst galaxy NGC 4214
我们提出了深高分辨率成像的结果与ACS/HRC@HST在附近的星暴星系NGC 4214的最活跃的区域。我们解决了恒星星族的五个年轻的大规模集群和他们周围的银河场。该地区的恒星形成历史的特点是在过去的5亿年内发生了两次主要的爆发，最古老的一次爆发所覆盖的区域比最近一次爆发所覆盖的区域要大。对分析的星系团得出的年龄范围在6.4<log（t/yr）<8.1之间，与最近基于积分光度学的分析预测的年龄一致。年轻的协会和周围的领域人口与年龄相似的质量之间的比较表明，高的团簇形成效率（伽玛~33%），降低时，考虑老年人口。主集合体的质量函数被发现比Salpeter（1955）定律稍平坦，并带有质量分离的暗示。我们在两个年轻的（log（t/yr）<6.8）星协中没有发现多个恒星星族的清晰特征，我们能够分辨出它们的最里面的区域。三个星团的质量和大小表明，其中至少有一个可能演化为类似球状星团的结构。
2013-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
An optical/NIR survey of globular clusters in early-type galaxies II. Ages of GC systems and the relation to galaxy morphology
内容：利用光学和近红外颜色组合对河外球状星团系统进行的一些光度学研究表明，存在着很大一部分中等年龄（2-8 Gyrs）的球状星团。目的：研究14个E/S 0星系GC系统的年龄分布。研究方法：我们对不同星系中GC系统的（g-z）与（g-K）双色图进行了差分比较，以了解是否存在年龄差异的迹象。我们还用几个简单的恒星星族模型比较了不同的GC系统。结果：椭圆星系GC的平均年龄没有显著差异。另一方面，S 0星系显示出年轻GC的证据。令人惊讶的是，这似乎是由更贫金属的集群驱动的。NGC 4365中GC的年龄分布似乎与其他大椭圆星系（如NGC 4486、NGC 4649）相似。帕多瓦SSPs最近发布的等时线为老年人（14陀螺仪）显示较少的偏移相对于测光比以前公布的模型。结论：我们认为E型星系大部分GC的形成时间比S 0型星系短，形成时间也比S 0型星系早。后一种星系类型似乎有更长的GC形成/聚集期。
2010-10-22 astro-ph.CO
On the ages of the stellar populations of galaxies at $z=0.1$-7
本文利用JWST和HST测光数据研究z=0.1-7星系的恒星族年龄，发现约60%星系年龄随红移演化且比宇宙年轻，其余40%的异常年龄可由红化-年龄-金属丰度简并或AGN发射解释。
2025-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral Energy Distributions and Age Estimates of 39 Globular Clusters in M31
本文补充了Jiang等（2003）在北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统综合测光的基础上研究了172个M31球状星团（GC）和Battistini等（1987）的球状星团候选者的工作。在这里，我们提出了剩余的39个M31 GC和候选者的CCD测光数据（在BATC系统中）。此外，通过比较我们的精确测光与更新的理论恒星合成模型，35个GC的年龄受到限制。我们在远紫外和近紫外以及2 MASS红外$JHK_s$数据中使用GALEX的光度测量，并结合光学光度测量。除两个星系团外，其余样品GC的年龄均大于1Gyr。它们的年龄分布表明，大多数样本集群的年龄小于6 Gyr，峰值约为3 Gyr，尽管众所周知的旧GC的“通常”补充（即，与银河系大多数GC年龄相似的GC也存在。
2009-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
AKARI/IRC Broadband Mid-infrared data as an indicator of Star Formation Rate
AKARI/红外相机（IRC）点源目录提供了大量的通量数据在{ \it S9 W}（$9\ {\rm μm}$）和{ \it L18 W}（$18\ {\rm μm}$）波段。为了利用IRC数据计算恒星形成率（SFR），我们分析了153个邻近星系的红外选择GALEX-SDSS-2 MASS-AKARI（IRC/远红外探测器）样本。远红外通量由AKARI漫射图获得，以校正点扩散函数光度法对扩展源的低估。用光谱能量分布拟合程序CIGALE计算了这些星系的SFR。尽管这些谱带具有复杂的特征，但{ \it S9 W}和{ \it L18 W}的辐射都与星系的SFR有关。首次提出了使用{ \it S9 W}和{ \it L18 W}的SFR校准。这些校准同意与以前的作品的基础上斯皮策数据内的散射，并应适用于富含尘埃的星系。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
